Can dust coagulation trigger streaming instability?
流动不稳定性可以是克服星子形成的生长和漂移障碍的一种非常有效的方法。然而，它表明，强大的结块，导致星子的形成，需要相当数量的大颗粒。国家的最先进的流不稳定性模型没有考虑到现实的大小分布所造成的碰撞演变的尘埃。我们调查是否有足够数量的大聚集体可以通过粘附和尘埃凝聚和星子形成的相互作用是什么。我们开发了一个半解析处方的星子形成的流动不稳定性和实现它在我们的尘埃凝聚程序的基础上的Monte Carlo算法与代表粒子的方法。我们发现，星子形成流不稳定性可能优先工作的雪线外，粘性冰聚集。该过程的效率强烈依赖于当地的尘埃丰度和径向压力梯度，并需要一个超太阳的金属丰度。如果星子的形成是可能的，尘埃的凝聚和沉降通常需要大约100个轨道才能产生足够大的沉降颗粒，而星子的形成又需要大约1000个轨道。我们提出了一个简单的分析模型，计算的尘埃量，可以变成星子的磁盘模型的参数。
2014-10-16 astro-ph.EP
Planetesimal formation via the streaming instability with multiple grain sizes
本研究利用真实峰态多尺寸卵石分布开展三维流动不稳定性模拟，证明星子由约80%的较大尘埃质量形成，并解释了观测因团块化和光深效应而低估尘埃质量。
2023-09-27 astro-ph.EP
Growth after the streaming instability: from planetesimal accretion to pebble accretion
流动不稳定性是行星形成的一个关键机制，它将卵石聚集成星子。它是在一个特定的磁盘位置触发，其中固体的局部体积密度超过了气体。在它们形成之后，星子可以通过从出生环中的其他星子中吸取食物以及从外盘向内漂移的鹅卵石来生长。为了研究星子在一个单一的位置的流动不稳定性的增长，我们测试的条件下，超级地球能够形成的气体盘的寿命内。我们修改了\texttt{Mercury} N-体代码跟踪的生长和动力学演化的一群星子在冰线的太阳质量的恒星。研究了三种星子大小的分布：（i）半径为400 km的单分散的星子群，（ii）200 km到1000 km的多分散的星子群，（iii）一个逃逸天体和一群100 km大小的较小星子群的双峰分布。单分散的400公里大小的微行星群不能形成$\gtrsim$地球质量的原行星。它们的速度色散很快被激发，抑制了星子和卵石的吸积。行星可以从多分散和双峰分布形成。在这种情况下，双组分性质通过小微行星的动力摩擦来抑制大胚胎的随机速度，使胚胎在接近$10^{-2}$地球质量时有效地吸积卵石。我们发现，当卵石的质量通量较高，盘湍流较低，或卵石的斯托克斯数较高时，超地球行星的首选形成。
2019-02-26 astro-ph.EP
Turbulence Regulates the Rate of Planetesimal Formation via Gravitational Collapse
我们研究了在原行星盘中流动不稳定性和内禀气相湍流之间的相互作用如何通过引力坍缩影响星子的形成。湍流作为一种有效的湍流扩散，阻碍了颗粒团的形成，但它也可以通过集中固体，例如在带状流中，促进星子的形成。我们量化的湍流扩散率的影响，使用数值模拟的小的局部域中的流不稳定性，被迫与速度扰动，建立近似Kolmogorov样湍流。我们发现，一旦速度波动超过$\langle δv^2 \rangle \simeq 10^{-3.5} - 10^{-3} c_s^2$，星子的形成被湍流抑制。湍流强度刚好低于阈值会降低固体被束缚成团块的速率。我们的研究结果表明，公认的湍流增厚的中平面固体层的主要机制，湍流影响星子的形成和星子的形成需要一个中平面的固气比$ε\gtrsim 0.5$。我们还量化了初始的星子质量函数，使用一种新的块跟踪方法，以确定每个星子质量崩溃后不久。对于模型中的星子形式，我们表明，质量函数是很好地描述了一个破碎的幂律，其参数是强大的包容性和强加的湍流强度。在温度$T \gtrsim 10^3 \ {\rm K}$导致热电离的半径处，原行星盘中的湍流很可能大大超过星子形成的阈值。因此，在2-3倍于尘埃升华半径的内盘中，星子的形成可能是不可行的。
2020-10-21 astro-ph.EP
From Streaming Instability to the Onset of Pebble Accretion I. Investigating the Growth Modes in Planetesimal Rings
本文通过半解析模型研究流不稳定性形成的星子环中原行星胚胎的早期增长，发现内盘可快速形成胚胎，而约50天文单位的外盘尤其是低质量恒星周围难以形成卵石吸积种子。
2025-02-04 astro-ph.EP
The coexistence of the streaming instability and the vertical shear instability in protoplanetary disks: Planetesimal formation thresholds explored in two-dimensional global models
流动不稳定性是诱发星子形成的一种很有前途的机制。尽管如此，在以前的研究中已经发现，这一过程需要一个粉尘与气体的表面密度比或粉尘的大小，这是增强相比，观察值。采用二维全球模拟的原行星盘，我们表明，垂直剪切不稳定性和流不稳定性在音乐会上可以导致尘埃浓度，这是足够的星子形成较低的表面密度比和较小的尘埃尺寸比孤立的流不稳定性，特别是在条件下，是符合观测约束。这是因为尘埃overdensities形成的压力颠簸引起的垂直剪切不稳定性作为种子的流不稳定性，并增强了it. While我们的二维模型不包括自重力，我们发现，强大的尘埃结块和重力不稳定overdensities的形成（和溶解）可以有力地推断从最大或平均尘埃气体体积密度比的演变。垂直切变不稳定性使尘埃层膨胀到一个平均的中面尘埃-气体密度比，该比明显低于1。因此，我们发现，达到一个中平面密度比是不必要的触发星子形成通过流动不稳定性时，它与垂直剪切不稳定性的一致行动。
2022-08-17 astro-ph.EP
Testing the Jeans, Toomre and Bonnor-Ebert concepts for planetesimal formation: 3D streaming instability simulations of diffusion regulated formation of planetesimals
我们在希尔密度和超越流不稳定性模拟，以证明，星子的形成没有完成时，卵石积累超过当地希尔密度。我们发现，希尔密度是不是一个足够的标准进一步引力坍缩的卵石云成微行星，但另外的积累的质量必须足够大，以克服湍流扩散。系统的Toomre分析表明，线性自引力模式在我们的数值模拟的规模上不起作用。然而，我们发现，自重力，通过垂直收缩卵石层，增加了湍流的强度，这是一个指示的开尔文亥姆霍兹不稳定性或流不稳定性的提升。我们还确定了Bonnor-Ebert中心密度，给定质量的卵石云必须压缩到该密度才能继续收缩以抵抗内部扩散。由于卵石云的等效“固体”尺寸与中心密度的-1/6次方成比例，对于相同的湍流扩散水平，100 km等效尺寸的卵石云比10 km的卵石云更容易坍缩。这可以解释太阳系中缺乏小天体的原因，并预测在太阳星云的外围和气体质量普遍减少的后期，在大的卵石与气体比例下，会有引力坍缩形成的小天体。
2020-11-19 astro-ph.EP
Initial mass function of planetesimals formed by the streaming instability
流动不稳定性是一种将固体颗粒聚集成过密细丝的机制，这些细丝经历引力坍缩并形成星子。然而，目前还不清楚这些微行星的初始质量函数如何取决于数值模拟的盒子尺寸。为了解决这个问题，我们进行了模拟的星子形成与最大的盒子尺寸到目前为止，允许星子同时形成多个细丝，只能出现在这样大的模拟盒。在我们的模拟中，大小在80公里到几百公里之间的星子形成。我们发现，幂律与一个相当浅的指数截止在高质量的结束表示的累积出生质量函数比一个综合的幂律。指数截止的陡度在很大程度上与盒维数和分辨率无关，而幂律的指数在我们采用的分辨率上不受约束。此外，我们发现，指数截止的特征质量尺度与每个灯丝中的质量预算相关。与以前的研究高分辨率模拟与小盒子域，因此，我们的研究结果意味着星子的累积出生质量函数是符合指数锥形幂律与幂律指数约为-1.6和陡峭度的指数截止范围为0.3-0.4。
2016-11-25 astro-ph.EP
Kinetic Field Theory Applied to Planetesimal Formation I: Freely Streaming Dust Particles
针对流不稳定性模拟下星子初始质量函数幂律多样、湍流与粒子簇及质量函数缺乏综合理论联系的问题，本文将动力学场论应用于星子形成，通过准初始态和自由流方程计算得出小尺度普适 $k^{-3}$ 谱尾，揭示初始态对结构演化无约束。
2024-11-26 astro-ph.EP
Demographics of Planetesimals Formed by the Streaming Instability
流动不稳定性（SI）是原行星盘中固体在空气动力学作用下聚集并促进星子形成的一种机制。最近的数值模拟工作表明，微行星的初始质量分布越来越复杂。为了更好地约束这种分布，我们进行SI模拟，包括迄今为止分辨率最高的自引力。为了随后识别所有的自结合团块，我们开发了一种新的团块发现工具，PLANETESIMAL分析器（\texttt{PLAN}）。然后，我们应用极大似然估计，以适应一套参数化的模型，具有不同程度的复杂性的模拟质量分布。为了确定哪些模型是最佳拟合和统计稳健的，我们应用了三个具有不同复杂性惩罚的模型选择标准。我们发现，团块的初始质量分布是不普遍的函数形式和参数值。我们的模型选择标准更喜欢与文献中先前考虑的模型不同的模型。适合多段幂律模型打破了一个陡峭的分布以上的质量接近100公里的坍缩星子，类似于观测到的柯伊伯带的大小分布。我们发现在我们的高分辨率运行的小行星质量分布的低质量端营业额的证据。这样的转换是引力坍缩的预期，但以前没有报道过。
2020-04-07 astro-ph.EP
The Mass and Size Distribution of Planetesimals Formed by the Streaming Instability. II. The Effect of the Radial Gas Pressure Gradient
流动的不稳定性将固体粒子集中在原行星盘中，导致引力坍缩成微行星。尽管它的关键作用，在生产颗粒结块和确定临界长度尺度的不稳定性的线性制度，磁盘的径向压力梯度对星子属性的影响还没有详细研究。在这里，我们使用流不稳定性模拟，包括粒子自引力研究如何的星子初始质量函数取决于径向压力梯度。将我们的结果拟合到幂律${\rm d}N / {\rm d}M_p \propto M_p^{-p}$，我们发现单个值$p \approx 1.6$描述了压力梯度按$\gtrsim 2$变化的模拟。指数截断幂律提供了明显更好的拟合，具有弱依赖于压力梯度的低质量斜率$p^\prime \approx 1.3$。发现特征截断质量为$\sim M_G = 4 π^5 G^2 Σ_p^3 / Ω^4$。我们排除了由线性考虑所建议的特征质量与压力梯度的立方相关性，而是找到线性标度。这些结果加强了流导出的初始质量函数的情况下，最弱的磁盘和参与固体的空气动力学特性的依赖。以零压力梯度初始化的模拟--{ \em不}受流动不稳定性的影响--也产生头重脚轻的质量函数，但具有不同形状的适度证据。我们讨论了理论预测的质量函数与柯伊伯带小行星观测的一致性，并描述了早期行星形成模型的影响。
2019-08-29 astro-ph.EP
Effects of Stellar X-ray Photoevaporation on Planetesimal Formation via the Streaming Instability
Zhejiang University（浙江大学）；Max Planck Institute for Solar System Research（马克斯·普朗克太阳系研究所）；Ludwig-Maximilians-Universität München（慕尼黑大学）；American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）；Shanghai Astronomical Observatory, Chinese Academy of Sciences（中国科学院上海天文台）
研究恒星X射线光蒸发如何通过流不稳定性促进行星esimal形成，发现其效率受盘和恒星参数影响，如金属licity、粘性等。
2026-01-26 astro-ph.EP
Thousands of planetesimals: Simulating the streaming Instability in very large computational domains
研究在极大计算域（边长达6.4标高）中模拟流动不稳定性，发现细丝方位角延伸限于约一个气体标高，形成多达4000个星子，揭示了星子初始质量函数高质量端的陡峭指数递减特征。
2024-10-10 astro-ph.EP
Growth after the streaming instability: The radial distance dependence of the planetary growth
流动的不稳定性被假设为触发在特定的原行星盘的固体颗粒的体积密度是丰富的气体相媲美的位置。当这个条件局部满足时，就形成了一个微行星环。这些微行星相互碰撞，并从外盘吸积向内漂移的卵石，以进一步增加质量。我们研究了在不同盘半径的环带中形成的星子的生长。它们的初始质量分布计算的基础上从流动不稳定性模拟总结的公式。我们用基于最小质量太阳星云（MMSN）和Toomre稳定性判据的原行星盘模型模拟了星子的动力学演化。对于MMSN模型，卵石吸积和星子吸积在$0.3$ AU的近轨道上都是有效的，导致在$1$ Myr之后出现了几个超地球质量的行星。相比之下，只有质量最大的星子在$r{=}3$ AU诞生时才经历实质性的质量增长，而$r{=}30$ AU的星子几乎没有增长。另一方面，在密度更大的图姆尔盘中，最大质量的形成行星可以在$t{=}1$ Myr达到地球质量，并在$3$ Myr中的$30$ AU和$100$ AU达到海王星和土星之间的质量。卵石和星子的吸积速率都随盘径向距离的增大而减小。然而，在更远的盘区域，星子吸积不如卵石吸积明显。总的来说，当行星盘具有较高的气体密度、较高的卵石通量和/或较低的卵石斯托克斯数时，行星获得较高的质量。
2022-05-20 astro-ph.EP
Planet Formation in Circumbinary Configurations: Turbulence Inhibits Planetesimal Accretion
在恒星伴星高度扰动的环境中诞生的行星的存在对行星形成的范式提出了重大挑战。在数值模拟中，近距离双星的存在会激起微行星之间的相对速度，这是决定吸积和侵蚀之间平衡的基础。然而，开普勒最近发现的环联星行星确定了在联星系统中形成行星形成显然是可行的。我们进行N体模拟的星子嵌入在一个原行星盘，在那里星子定相是由随机扭矩的存在下受挫，建模预期的扰动驱动的湍流的磁旋转不稳定性（MRI）。我们研究扰动幅度相关的死区中平面（有利于行星形成在单星），并发现，星子吸积可以被抑制，即使在外盘（4-10 AU）远离中央的二进制，以前被认为是一个合理的起点形成的环二进制行星的位置。
2012-10-29 astro-ph.EP
The Streaming Instability Cannot Form Planetesimals from mm-size Grains in Pressure Bumps
我们提出的证据表明，流动不稳定性（SI）不太可能从轴对称压力凸起内的毫米颗粒形成星子。我们进行了迄今为止最大规模的SI模拟（700万CPU小时），包括一大块具有mm颗粒的圆盘，类似太阳的尘埃与气体之比（$Z = 0.01$），以及不会导致粒子层引力不稳定性（GI）的最大压力隆起。我们使用了高分辨率的$1000/H$来解决尽可能多的SI不稳定模式。模拟产生了远超过SI标准的长寿命粒子过密度（即，一个临界固体丰度逆风参数比$Z/Π$），其中强烈的结块将发生，如果这些条件是目前在一个扩展区域的磁盘，但我们没有观察到。可能的原因是粒子穿过高$Z/Π$区域（$t_{\rm cross}$）所花费的时间短于SI的生长时间尺度（$t_{\rm grow}$）。我们提出了一个额外的标准的星子形成的SI -即$t_{\rm cross} > t_{\rm grow}$。我们表明，任何比这次运行中的一个更大的隆起将形成由GI而不是SI的星子。我们的研究结果明显限制了行星形成的途径：要么原行星盘有规律地形成大于1 mm的颗粒，要么星子不形成的SI轴对称的压力隆起。由于颠簸大到足以诱导GI可能是Rossby波不稳定，我们建议，毫米颗粒可能只形成微涡。
2022-05-23 astro-ph.EP
Exploring the conditions for forming planetesimals by the streaming instability and planetary systems by pebble accretion
Center for Star and Planet Formation, Globe Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学全球研究所恒星与行星形成中心）；Division of Astrophysics, Department of Physics, Lund University（隆德大学物理系天体物理学部）；New Mexico State University, Department of Astronomy（新墨西哥大学天文学系）
研究通过流不稳定性形成行星esimal、冷轨道气态巨行星、超级地球和类地胚胎以及温带轨道岩石行星胚胎的条件，分析湍流强度、斯托克斯数和初始盘大小的影响。
2026-04-28 astro-ph.EP
Azimuthal and Vertical Streaming Instability at High Dust-to-gas Ratios and on the Scales of Planetesimal Formation
尘埃粒子云直接坍缩成千米大小的微行星是解释微行星、小行星和彗星形成的一种有希望的方法。在过去，这种坍缩已经在分层剪切盒模拟中进行了研究，采用了超太阳尘气比ε，考虑了流动不稳定性（SI）和引力坍缩。本文研究了在无自重的情况下，尘气比从ε=0.1到ε=1000范围内的非层结SI。该研究涵盖的领域大小L=0.1 H，0.01 H和0.001 H，在气盘尺度高度H，使用PencilCode。它们在径向方位角（2-d）和径向垂直（2.5-d）范围内进行。使用的St=0.01和0.1的颗粒标志着预期粉尘增长的上限。在非常高的尘气比下发现了SI-活性，提供了局部尘气比和湍流颗粒扩散δ的波动。我们发现了一个类似SI的不稳定性，即使在垂直模式被抑制时，也会在r-φ中运行。这种新的方位流不稳定性（aSI）表现出与SI相似的性质和外观。SI和aSI均显示在ε=100时的扩散率仅比ε=1时低两个数量级，表明δ~ ε^{-1}关系在ε= 1附近较浅。发现（a）SI集中颗粒的能力与其在颗粒湍流中的强度无关。最后，我们进行了分辨率研究，以测试我们的aSI的结果。本文强调了正确解决的重要性（a）SI在高尘埃气体比和星子崩溃模拟，导致其他明智的潜在不完整的结果。
2018-05-11 astro-ph.EP
X-ray photoevaporation's limited success in the formation of planetesimals by the streaming instability
流动不稳定性通常被用来解决星子形成中的碎片和漂移障碍，催化尘埃在kyr时间尺度上聚集成公里大小的核心。然而，仍然缺乏共识的物理机制（S）负责启动它。一个潜在的途径是光盘光蒸发，其中相对无尘气体的优先去除增加光盘金属丰度。晚在光盘的寿命，光蒸发占主导地位的粘性吸积，创建一个梯度的耗尽气体表面密度附近的位置的差距。这引起了局部压力最大值，收集漂移的尘埃颗粒，然后可能变得容易受到流动不稳定性的影响。利用一个圆盘内部X射线光蒸发的一维粘性演化模型，我们探索了这个过程建立planetestimals的有效性。在一定的参数范围内，我们发现转换成微行星的尘埃质量通常小于1 M_Earth，最多只有几个M_Earth分布在几十个AU上。我们的结论是，光蒸发可能充其量是相关的碎片盘的形成，而不是一个共同的机制形成的行星核心。我们的研究结果是在对比最近，类似的调查，认为一个FUV驱动的光蒸发模型，并报告了数十个M_地球在大（> 100 AU）盘半径的形成。这种差异主要是由于假设的光蒸发剖面不同造成的。在观测更严格地约束光蒸发模型之前，这个过程与行星形成的相关性仍然不确定。
2017-09-01 astro-ph.EP
Conditions for planetesimal formation via the streaming instability persist under turbulence driven by magnetorotational instability
American Museum of Natural History（美国自然历史博物馆）；University of Copenhagen（哥本哈根大学）；Iowa State University（爱荷华州立大学）；The University of Alabama（阿拉巴马大学）；Chinese Academy of Sciences（中国科学院）
研究探讨了磁旋转不稳定性驱动的湍流对流体不稳定性形成行星胚胎的影响，发现自洽生成的湍流不会抑制行星胚胎形成。
2026-08-20 astro-ph.EP
Planetesimal formation facilitated by streaming instability in weak pressure bumps
Center for Star and Planet Formation, Globe Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学恒星与行星形成中心全球研究所）；Niels Bohr Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学尼尔斯·玻尔研究所）；Anton Pannekoek Institute for Astronomy, University of Amsterdam（阿姆斯特丹大学安东·潘内科克天体物理研究所）；Division of Astrophysics, Department of Physics, Lund University（隆德大学物理系天体物理学部）
本研究通过二维剪切盒模拟发现，弱压力凸起即使振幅低至0.04也能触发流动不稳定性，促进原行星盘中小卵石形成星子，并提出了新的聚集判据。
2026-09-30 astro-ph.EP
Early Solar System Turbulence Constrained by High Oxidation States of the Oldest Non-Carbonaceous Planetesimals
本研究针对最古老非碳质星子高氧化态的新证据，通过冰质星子脱气与盘演化模型，得出早期太阳系湍流强度下限，否定内盘静止假说并支持卵石吸积在类地行星形成中作用次要。
2024-12-10 astro-ph.EP
Evidence for universality in the initial planetesimal mass function
微行星可能是由流动不稳定性引发的致密粒子团的引力坍缩形成的。我们使用空气动力学耦合的气体-颗粒混合物的模拟来研究是否以这种方式形成的星子的属性取决于参与不稳定性的颗粒的大小。基于三个高分辨率的数值模拟，在不同的停时范围$6 \times 10^{-3} \leq τ\leq 2$内，发现初始质量函数在统计上没有显著的差异，质量函数用幂律${\rm d}N / {\rm d}M_p \propto M_p^{-p}$拟合，其中包含$p=1.5-1.7$和$Δp \approx 0.1$的误差。比较崩溃前的粒子密度场，我们发现，高波数功率谱是同样难以区分的，虽然通过流不稳定性引起的结构的大尺度几何结构是显着不同的所有三种情况。我们解释的结果作为证据的近普遍的斜率的质量函数，所产生的流引起的湍流的小尺度结构。
2017-09-13 astro-ph.EP
Positive Feedback: How a Synergy Between the Streaming Instability and Dust Coagulation Forms Planetesimals
本研究提出dust coagulation与Streaming Instability协同的反馈循环模型，发现在fragmentation-limited区域二者协同能显著增加颗粒尺寸与密度，为形成planetesimals提供充分条件。
2025-03-05 astro-ph.EP
Channels for streaming instability in dusty discs
流动不稳定性是连接尘埃粒子碰撞生长和引力触发的微行星形成的一个特殊通道。这种不稳定性被认为是通过其长期模式发展的，这种模式是长期增长的，在真实的圆盘中可能不容易发展。我们解决这一点，通过重新审视其扰动分析。关于斯托克斯数的三阶展开揭示了迄今为止被忽视的重要特征。长期模式可以是稳定的。周转圆可能是不稳定的，更耐粘度和确定的格林函数分析作为有前途的渠道星子形成。
2020-01-08 astro-ph.EP
Closing the Gap: A Test of the Streaming Instability Using Simulations and Observations of the Cold-Classical Kuiper Belt Size Distribution
Iowa State University（爱荷华州立大学）；University of Nevada, Las Vegas（内华达大学拉斯维加斯分校）；New Mexico State University（新墨西哥州立大学）
本研究通过模拟与冷经典柯伊伯带观测的对比，验证流不稳定性理论可定量重现星子大小分布的高质量端，支持该星子形成模型。
2026-10-06 astro-ph.EP
Protoplanetary Disk Rings as Sites for Planetesimal Formation
轴对称尘埃环是年轻原行星盘的普遍特征。这些环可能是由气体分布中的压力凸起引起的;一个小的凸起可以在尘埃密度中引起类似交通堵塞的模式，而一个大的凸起可能会完全阻止径向尘埃漂移。尘埃浓度的增加可能会触发微行星的形成由流动不稳定性（SI），因为SI本身需要一些初始浓度。在这里，我们提出了第一个3D模拟的星子形成的存在下，特别是在ALMA观察到的压力隆起。特别是，我们在一个大型的三维剪切盒的中心放置一个压力凸起，以及初始的固气比为$Z = 0.01$，我们包括粒子的反反应和粒子的自重。我们分别考虑mm尺寸和cm尺寸的颗粒。对于厘米大小的粒子的模拟，我们发现，即使是一个小的压力颠簸导致通过流动不稳定性的星子的形成;一个压力颠簸不{ \it不}需要完全停止径向粒子漂移的SI变得有效。此外，纯粹的引力坍缩通过压力隆起中的浓度（例如在足够高的浓度和没有流动不稳定性的情况下会发生）不是星子形成的原因。对于毫米大小的粒子，我们发现初步的证据表明，星子的形成不会发生。如果这个结果在更高的分辨率和更广泛的参数范围内成立，那么它可能会对原行星盘中的微行星形成产生强烈的限制。然而，最终，我们的研究结果表明，对于厘米大小的颗粒，在压力隆起的星子形成是一个非常强大的过程。
2021-01-12 astro-ph.EP
On the dynamics of planetesimals embedded in turbulent protoplanetary discs
原行星盘中的角动量输运和吸积通常被认为是由MHD湍流通过磁旋转不稳定性（MRI）驱动的。嵌入这些圆盘中的固体（尘埃颗粒、巨石、微行星和行星）的动力学可能受到湍流的强烈影响，因此行星系的形成路径部分取决于湍流的强度和空间分布。我们使用三维MHD模拟研究了嵌入湍流原行星盘中的半径在1米至10公里之间的微行星的动力学。微行星受到气体阻力和随机引力的作用，这是由于湍流盘造成的。在这项研究中，我们使用并比较了局部剪切箱模拟和全球模型的结果。这项工作的主要目的是检查：的增长，和可能的饱和度，嵌入式微行星的速度色散作为其大小和光盘参数的函数;微行星的径向迁移和扩散的速率;剪切盒和全球模拟结果一致的条件下。当使用尺寸为4 H x 16 H x 2 H的剪切盒（H为局部尺度高度）时，我们发现局部和全局模拟之间存在良好的一致性。由于螺旋密度波的激发和传播，所获得的密度波动的幅度对盒子的尺寸敏感。这影响了微行星所经历的随机强迫。[...]我们的模型表明，充分发展的MHD湍流在原行星盘将嵌入星子的破坏性影响。相对较低的湍流水平需要的星子吸积的传统模型的运作，这是一致的存在一个死区的原行星盘。
2010-07-07 astro-ph.EP
Streaming Instability and Turbulence: Conditions for Planetesimal Formation
通过三维模拟发现，外部湍流可显著提高流不稳定性触发星子形成的临界粒子密度比，并给出了临界条件的拟合公式。
2023-12-19 astro-ph.EP
Turbulence Inhibits Planetesimal Formation in Class 0/I Disks Subject to Infall
本研究探讨0/I类星盘在吸积主导阶段是否能通过流不稳定性形成星子，发现即使吸积导致尘埃局部增强，适度湍流仍抑制星子形成，需无湍流传输或非SI机制。
2025-04-17 astro-ph.EP
Effect of turbulence on collisions of dust particles with planetesimals in protoplanetary disks
气态原行星盘中的星子可能通过收集尘埃颗粒而生长。流体动力学研究表明，小颗粒通常会避免与微行星碰撞，因为它们被周围的气流夹带。这发生在$St$，斯托克斯数，定义为尘埃停止时间与微行星穿越时间的比值，变得比1小得多。然而，这些研究仅限于层流的情况下，而这些磁盘被认为是湍流。我们想估计气体湍流对尘埃-微行星碰撞速率和碰撞速度的影响。我们使用了三维直接数值模拟的一个固定的球体（微行星）面临的层流和湍流播种与小惯性粒子（灰尘）受到斯托克斯阻力。通过罚函数法建立了微行星表面的无滑移边界条件。我们发现，湍流可以显着增加尘埃粒子与星子的碰撞率。对于高湍流情况（当湍流波动的幅度与逆风速度相似时），我们发现碰撞概率保持等于$St\geq 0.1$的几何速率或甚至更高，即，对于比层流情况下小一个数量级的粉尘尺寸。我们推导出表达式来计算影响的概率作为一个功能的尘埃和微行星的大小和湍流强度。
2016-02-09 astro-ph.EP physics.flu-dyn
Erosion driven size-redistribution of protoplanetary disk solids and the onset of streaming Instability and Pebble Accretion
第一个星子的形成和行星核心的最终生长依赖于大量的小卵石。流动不稳定性（SI）过程的效率，建议催化早期的星子的增长，和卵石吸积过程，建议加速行星核心的增长，取决于磁盘中的固体的大小。特别是，这些过程被发现是敏感的固体的大小分布，和有效的星子的形成和增长，通过这些渠道需要一个有限的卵石大小分布。在这里，我们表明，风沙侵蚀，有效地研磨成一个单一尺寸分布的卵石卵石的巨石的过程中，提供了一个自然的上限的最大卵石尺寸（在他们的斯托克斯数）。我们发现这个上限的径向分离，磁盘年龄，湍流强度，和粒度组成的巨石在磁盘上的依赖。SI在斯托克斯数小于0.1的区域是有利的，这是在磁盘的内部亚天文单位区域发现的。这个上限形状的大小分布的小卵石，从而催化的早期发病的星子形成由于SI，和后来的核心吸积增长，通过卵石吸积。
2020-07-21 astro-ph.EP
Planetesimal and planet formation in transient dust traps
本文研究原行星盘中瞬态气压极大值如何聚集尘埃并转化为星子，进而通过卵石吸积形成行星，并开发数值模型验证其对星子和行星持续形成的促进作用。
2024-02-18 astro-ph.EP
Growing the seeds of pebble accretion through planetesimal accretion
我们探讨了行星胚胎的增长，通过星子吸积和超越的点，卵石吸积成为有效的所谓的希尔过渡质量。由流动不稳定性形成的星子的过渡质量和特征质量都随着与恒星距离的增加而增加。我们开发了一个模型的生长的一个大的星子（胚胎）嵌入人口的较小的星子形成在一个长丝的流动不稳定性。该模型以自洽的方式包括胚胎的碰撞质量增长，星子的破碎，所有参与机构的速度演化，以及丝状体的粘性扩散。我们发现，胚胎吸积所有可用的材料在灯丝的原行星盘的寿命期间，只有在内部地区的磁盘。相比之下，我们发现在5- 10 AU以外的光盘外部几乎没有生长。总的来说，我们的研究结果表明，在巨行星形成的原行星盘区域，星子的碰撞生长有很长的时间尺度。因此，为了在寒冷的轨道上形成巨行星，卵石吸积必须直接作用于星子初始质量函数中最大的天体，而很少或根本没有相互碰撞的帮助。
2022-08-03 astro-ph.EP
The Mass and Size Distribution of Planetesimals Formed by the Streaming Instability. I. The Role of Self-Gravity
我们研究了原行星盘中微行星的形成，它是由流动不稳定性产生的固体超密度的引力坍缩引起的。为了进行这些研究，我们实现和测试的粒子网格自引力模块的雅典娜代码，使气体和无碰撞的自引力固体粒子的空气动力学耦合系统的模拟。就业后，我们的算法的星子形成模拟，我们发现（当一个直接的比较是可能的）雅典娜模拟产生预测的星子性质，同意与先前的工作中发现的使用不同的数值技术。特别是，流束引发的团块的引力坍缩导致了初始的星子质量函数，其可用幂律dN/dM ~ M^{-p}表示，其中p = 1.6 +/- 0.1，这相当于微分尺寸分布dN/dR ~ R^{-q}，其中q = 2.8 +/- 0.1。通过对多达512^3个网格区域和Npar = 1.5x10^8个粒子的收敛研究，我们没有发现分辨率的显著趋势。同样，幂律斜率似乎对自重力和潮汐切变的相对强度的变化以及（出于数值经济的原因）自重力开启的时间无关紧要，尽管这些主张的强度受到少量统计数据的限制。对于一个典型假设的最小质量太阳星云固体的径向分布（这里假设无量纲停止时间τ= 0.3），我们的结果支持这样的假设，即大小行星或柯伊伯带天体尺度上的天体可能是作为原始微行星群的高质量尾部形成的。
2016-03-31 astro-ph.EP astro-ph.SR
Physical models of streaming instabilities in protoplanetary disks
我们开发了简单的，物理上有动机的模型，阻力引起的尘埃气体流动的不稳定性，这被认为是至关重要的团聚颗粒形成星子在原行星盘。该模型解释，基于物理学的气体行星运动和尘埃-气体阻力，最重要的功能的流不稳定性和它的简单概括，磁盘沉降不稳定性。我们的模型所解释的一些关键属性包括突然变化的流动不稳定性的增长率时，灰尘与气体质量比超过一个，流动不稳定性的缓慢增长率相比，较小的颗粒的沉降不稳定性，和主要的物理过程的增长最不稳定的模式在不同的制度。以及提供有用的简化图片，了解一个有趣的和基本的天体物理流体不稳定性的操作，我们的模型可能会被证明是有用的分析模拟和发展的非线性理论的行星生长盘。
2020-08-02 astro-ph.EP
Giant planet formation at the pressure maxima of protoplanetary disks II. A hybrid accretion scenario
最近对原行星盘的观测揭示了与压力最大有关的环状结构。压力最大是已知的灰尘收集器和行星迁移陷阱。大部分的行星形成工作都是基于卵石吸积模型或小行星吸积模型。然而，最近的研究提出木星可能是由卵石和微行星的混合吸积形成的。我们的目标是研究行星形成的全过程，包括尘埃演化，星子形成和行星生长在一个原行星盘的压力最大。通过数值模拟，我们计算了气体和尘埃的演化，包括尘埃的生长，破碎，径向漂移和颗粒在压力冲击的积累。我们还考虑了星子的形成流动的不稳定性和形成一个月球大小的胚胎，成长为一个巨大的行星的混合吸积卵石和星子。我们发现，在原行星盘的压力最大值是有效的尘埃向内漂移的收集器。由于大量尘埃聚集在压力隆起处，满足了流动不稳定性形成星子的条件。然后，一个巨大的核心是迅速形成（在$\sim 10^4$年）的卵石吸积。在达到卵石隔离质量后，核心的增长缓慢地继续吸积星子。星子吸积释放的能量延迟了失控气体吸积的开始，使得气体巨星在$\sim$ 100万年后形成。压力最大值也起到了运移圈闭的作用。原行星盘中的压力极大值是尘埃陷阱、由流动不稳定性形成的星子和行星迁移陷阱的优先位置。所有这些条件允许通过卵石和星子的混合吸积快速形成一颗巨大的行星。
2020-08-14 astro-ph.EP
Particle Clumping and Planetesimal Formation Depend Strongly on Metallicity
我们提出了三维数值模拟的粒子聚集和星子形成的原行星盘与不同数量的固体材料。当厘米大小的卵石沉降到中平面时，湍流通过垂直剪切和流动不稳定性发展。我们发现，当卵石与气体柱的密度比为0.01时，大致对应于太阳金属丰度，聚集是弱的，所以卵石密度很少超过气体密度。柱密度比加倍导致结块的急剧增加，特征颗粒密度超过气体密度的十倍，最大密度达到气体密度的几千倍。这是一致的未分层模拟的流不稳定性，显示出强烈的颗粒为主的流动聚集。这些团块很容易在引力作用下收缩成半径为100公里的相互作用的微行星。我们的研究结果表明，主恒星金属丰度和系外行星之间的相关性可能反映了行星形成的早期阶段。我们进一步推测，最初的低金属盘可以在气体扩散阶段的颗粒富集，导致后期爆发的星子形成。
2009-09-11 astro-ph.EP
Planetesimal formation starts at the snow line
星子形成阶段代表了我们对行星形成过程理解的一个主要空白。晚期行星吸积模型通常对星子和卵石的分布做出任意假设，而尘埃演化模型则预测星子的形成只可能在某些轨道距离上。我们想测试水雪线在原行星盘富含气体阶段触发第一个微行星形成的重要性，当巨行星的核心必须形成时。我们将气盘演化、尘埃生长和碎裂、水冰蒸发和再凝结、固体和水蒸气的运输以及通过流动不稳定性形成的微行星连接到一个单一的一维原行星盘演化模型中。我们发现雪线周围发生的过程以两种方式促进了星子的形成。首先，由于湿骨料和干骨料之间粘附特性的变化，雪线内部存在“交通堵塞”，这减缓了固体落到恒星上的速度。其次，冰的蒸发和水的向外扩散，然后再凝结，增加了冰卵石的丰度，通过雪线外的流动不稳定性触发了星子的形成。星子的形成受到生长障碍和径向漂移的阻碍，因此需要特定的条件才能发生。雪线是一个有利的位置，在那里星子的形成是可能的广泛的条件，但仍然不是在每一个原行星盘模型。这一过程在具有低固有湍流和增加的初始尘气比的大的冷盘中特别得到促进。
2017-09-29 astro-ph.EP
A Lagrangian Model for Dust Evolution in Protoplanetary Disks: Formation of Wet and Dry Planetesimals at Different Stellar Masses
我们引入了一种新的拉格朗日光滑粒子方法来模拟原行星盘中卵石的生长和漂移。该模型的拉格朗日性质使其特别适合于跟踪单个（组）粒子的特性，例如它们的组成。在这项工作中，我们专注于固体颗粒的水含量。通过流动不稳定性的星子形成被考虑在内，部分基于Schoonenberg & Ormel（2017）提出的水雪线外流动不稳定性的先前结果。我们验证我们的模型，从文献中复制早期的结果，并将我们的模型应用到不同质量的恒星周围的稳态粘性气体盘（具有恒定的气体吸积率）。我们还提出了各种其他模型，我们探讨卵石吸积的影响，破碎速度阈值，磁盘的全球金属丰度，和随时间变化的气体吸积率。我们发现，星子优先形成在水雪线外的局部环，在早期的磁盘（$\lesssim$ $10^{5} \: \rm{yr}$）的寿命，当卵石质量通量高到足以触发流不稳定。在这第一阶段的行星形成过程中，雪线的位置几乎没有变化，由于缓慢的粘性演变，我们的结论是，假设一个恒定的气体吸积率是合理的，在这第一阶段。将圆盘的固体储存器转化为星子的效率取决于水雪线的位置。较冷的圆盘与较近的水雪线在产生星子方面比较热的圆盘更有效，水雪线位于远离恒星的地方。因此，低质量恒星倾向于更有效地形成星子，但任何相关性都可能被盘属性的差异所掩盖。
2018-10-04 astro-ph.EP
Planetesimal formation at the gas pressure bump following a migrating planet II. Effects of dust growth
本研究通过一维单粒径尘埃演化模型，探究含尘埃生长过程时，迁移行星后方气压凸起处的星子形成条件与结果，明确了湍流强度、行星核形成时间等因素对星子质量与形成机制的影响。
2023-06-20 astro-ph.EP
Close-in planetesimal formation by pile-up of drifting pebbles
行星形成模型的一致性受到小天体和大天体状态之间脱节的影响。这主要是由所谓的生长障碍引起的：较大天体的直接生长在厘米大小的物体上停止，并且需要特殊的条件才能形成较大的引力约束的微行星。我们的目标是连接尘埃演化和微行星形成的模型，以确定有利于形成小行星大小的机构和第一个行星胚胎的原行星盘的区域。我们结合半解析模型的粘性原行星盘的演变，尘埃的生长和漂移，包括气体上的尘埃颗粒的反作用，通过流不稳定性和星子形成到一个数字代码。我们调查如何星子的形成是受原行星盘的质量，其初始尘埃含量，尘埃聚集体的粘性。我们发现，尘埃的增长和漂移导致全球固体的重新分配。内部圆盘中卵石的堆积提供了流动不稳定性有效的局部条件。微行星形成一个环形，其内缘位于0.3 AU至1 AU之间，宽度在0.3 AU至3 AU之间。由此产生的星子表面密度遵循一个径向轮廓，比初始盘轮廓陡得多。这些结果支持了太阳系中的类地行星是从一个狭窄的星子环中形成的，这个环再现了它们特有的质量比。
2016-09-05 astro-ph.EP
The fate of planetesimals in turbulent disks with dead zones. II. Limits on the viability of runaway accretion
在标准模型中，行星形成的一个关键阶段是失控生长阶段。在失控生长过程中，大小在0.1- 100公里范围内的天体（微行星）迅速产生许多大得多的种子。失控的生长阶段对于行星形成是必不可少的，因为出现的行星胚胎可以在大的引力聚焦因子下吸积剩余的星子。然而，由惯性引起的密度波动产生的扭矩可能违反失控增长的开始标准，即星子的随机（偏心）运动的幅度小于它们的逃逸速度。这个条件代表了一个比微行星在相互碰撞中幸存的条件更严格的约束。为了研究MRI湍流的可行性的失控增长的情况下，我们采用我们的半分析配方的纸我，我们增加了凝聚/破碎模型的灰尘成分。我们发现，0.1微米颗粒的表面积当量丰度减少了10^2--10^3倍，这就使得尘埃与湍流无关。我们表示的湍流活动在中平面区域的大小s_运行以上的星子将经历失控的增长。我们发现s_run主要取决于穿过圆盘的垂直净场的强度和圆盘半径。当盘半径超过5 AU时，s_run大于~100 km，这些天体之间的碰撞时间长于星云相的持续时间。我们的研究结果意味着，经典的，占主导地位的，行星形成模型是不可行的湍流盘的外部区域。
2013-05-08 astro-ph.EP
From planetesimals to planets with N-body simulations in the giant-planet formation region
Center for Star and Planet Formation, Globe Institute, University of Copenhagen（哥本哈根大学全球研究所恒星与行星形成中心）
研究通过N体模拟探讨了巨行星形成过程中星子吸积与核心形成的关系，发现星子分布顶部促进多行星系统形成，且碰撞率低，巨行星形成弱依赖初始位置和总质量预算。
2026-03-10 astro-ph.EP
Planetesimal Population Synthesis: Pebble Flux Regulated Planetesimal Formation
我们提出了一个当地的星子形成率的瞬时径向卵石流量成正比的表达式。这个结果-一个径向的星子分布-可以作为研究行星胚胎形成的初始条件。我们遵循的想法是，需要粒子陷阱，以提高当地的尘埃与气体的比例足够，使粒子气体的相互作用不能再阻止小尺度上的星子形成。这些陷阱的位置可以出现在磁盘的任何地方。它们的发生和寿命是正在进行的研究的主题，因此它们通过自由参数实现。这使我们能够研究盘的性质对星子形成的影响，预测其随时间变化的形成速率和初始卵石吸积的位置。我们发现，大$α$ -值的$0.01$（强湍流）防止形成的星子在磁盘的内部，主张较低的值周围$0.001$（中度湍流），在那里星子形成迅速在所有的地方，他们需要的原行星。当尘埃成长为卵石（$\sim\mathrm{mm}$到$\mathrm{dm}$）并且卵石流量达到临界值时，星子就会形成，这在$2-3\,$ AU是几千年后，在$20-30\,$ AU是几十万年后。星子的形成会持续到卵石供应减少到临界值以下。最后的空间微行星的分布比初始的尘埃和气体分布更陡峭，这有助于解释最小质量太阳星云和粘性吸积盘之间的差异。
2019-04-06 astro-ph.EP
Nonlinear evolution of streaming instabilities in accreting protoplanetary disks
流动不稳定性（SI）是通过产生经历引力坍缩的致密尘埃团来触发星子形成的最有希望的候选者之一。因此，了解SI如何在现实的原行星盘（PPD）中运作，对于评估星子形成的效率至关重要。现代的PPD模型表明，大尺度的磁矩或风可以驱动盘中面附近的层流气体吸积。在之前的研究中，我们确定了一种新的线性尘埃-气体不稳定性，即方位角漂移SI（AdSI），适用于此类吸积盘，并且由气体受到扭矩而产生的尘埃和气体之间的相对方位角运动提供动力。在这项工作中，我们提出了第一个非线性模拟的AdSI。我们表明，它可以不稳定的吸积，尘埃盘，即使在没有全球径向压力梯度，这是不同于经典的SI。我们发现AdSI驱动湍流和垂直延伸的尘埃细丝的形成，进行合并。在尘埃丰富的磁盘，合并AdSI丝达到最大的尘埃气体比超过100。此外，我们发现，即使在灰尘贫磁盘的AdSI可以增加当地的灰尘密度两个数量级。我们讨论了可能的作用的AdSI在星子的形成，特别是在吸积的PPD与消失的径向压力梯度的区域。
2022-09-14 astro-ph.EP
A solution for the density dichotomy problem of Kuiper Belt objects with multi-species streaming instability and pebble accretion
本研究通过多物种流体不稳定性与卵石吸积模型，解释柯伊伯带天体密度随质量增加的趋势，揭示冰质微行星优先吸积硅酸盐导致成分变化，解决$^{26}$Al衰变引发的时间问题，验证了该形成机制。
2024-01-09 astro-ph.EP
Polydisperse Formation of Planetesimals: The dust size distribution in clumps
本文用FARGO3D二维多尘埃流体模拟和Gauss-Legendre求积研究多分散流式不稳定性，发现其成团效率较低，且致密团块内粒径分布呈大颗粒富集、最大Stokes数颗粒外移的峰值特征。
2025-02-03 astro-ph.EP
Streaming instabilities in accreting and magnetized laminar protoplanetary disks
流动不稳定性是卵石形成星子的最有希望的途径之一。因此，了解这种不稳定性在原行星盘中预期的现实条件下如何运作，对于评估行星形成的效率至关重要。当代的原行星盘模型表明，磁场是通过大规模层状磁应力驱动气体吸积的关键。然而，这种磁场对流动不稳定性的影响还没有被详细研究。为此，我们研究了原行星盘中尘埃、磁化气体的稳定性。我们发现，流动的不稳定性可以增强被动的磁转矩，甚至坚持在没有一个全球径向压力梯度。在这种情况下，不稳定性归因于尘埃和气体之间的方位角漂移，不像经典的流不稳定性，这是由径向漂移驱动。这表明，流动的不稳定性可以保持有效的内部尘埃捕获吸积盘的压力隆起。当考虑垂直带电场时，我们发现尘埃反馈可以抑制磁旋转不稳定性，而经典的流不稳定性可以通过磁扰动来稳定。我们还发现，阿尔文波可以不稳定的尘埃气体漂移，但这种不稳定性需要接近理想的条件。我们讨论了这些结果的尘埃动力学和星子形成的原行星盘的可能影响。
2021-11-19 astro-ph.EP
Stratified and vertically-shearing streaming instabilities in protoplanetary disks
在适当的条件下，不完全耦合的尘埃和气体之间的流动不稳定性是形成星子的强大机制，因为它可以将尘埃颗粒集中到引力坍缩的点。在其最简单的形式，流不稳定性可以通过分析的线性稳定性的非分层磁盘模型，这代表了中平面的原行星盘。我们通过对原行星盘中的尘埃层进行垂直全球线性稳定性分析来扩展这些研究。我们发现，不稳定性的主要形式在分层的灰尘层是一个驱动的垂直梯度的旋转速度的灰尘-气体混合物，但也需要部分的灰尘-气体耦合。这些垂直剪切流不稳定性在轨道时间尺度上增长，并发生在径向长度尺度$\sim10^{-3}H_\mathrm{g}$上，其中$H_\mathrm{g}$是局部压力尺度高度。经典的流动不稳定性，与尘埃和气体之间的相对径向漂移，发生在径向长度尺度$\sim10^{-2}H_\mathrm{g}$，但有更小的增长率比垂直剪切流不稳定性。包括气体粘度是强烈的稳定，并导致垂直伸长的干扰。我们简要地讨论了垂直剪切流不稳定性对星子形成的潜在影响。
2020-11-24 astro-ph.EP
From Dust To Planetesimal: The Snowball Phase ?
行星形成的标准模型认为，在初始阶段，微行星从尘埃盘形成，随后是微行星相互碰撞的阶段，最终导致行星胚胎的形成。然而，有一个潜在的过渡阶段（我们称之为“雪球阶段”），在第一个星子的形成和它们之间的相互碰撞的开始之间，这往往被忽视或低估在以前的研究。在这个滚雪球阶段，孤立的星子在开普勒轨道上移动，并且仅仅通过原行星盘中夹带气体的亚厘米大小的尘埃的直接吸积而生长。使用一个简化的模型，在该模型中，微行星是逐步产生的尘埃，我们认为预期的大小，微行星之间的相互碰撞开始之前可以增长，并推导出这个大小的依赖一些关键参数，包括磁盘湍流的程度，在出生时的微行星的大小和微行星的创建率。对于湍流较弱的系统，微行星以较低的速率产生，并且出生尺寸相对较小，我们表明雪球增长阶段可能非常重要，允许微行星在相互碰撞之前质量增长10^6倍。在这种情况下，雪球生长阶段可能是从尘埃到星子的质量转移的主要模式。此外，这种增长可以在原行星气盘的典型寿命内发生。一个值得注意的结果是... ... (see纸）。对于像半人马座阿尔法星这样的近距离双星来说... ... (see纸）。从更普遍的角度来看，这些初步结果表明，一个有效的雪球增长阶段为行星形成理论提供了大量的“底部空间”。
2010-09-23 astro-ph.EP
Planetesimal formation via the streaming instability in simulations of infall dominated young disks
本研究通过模拟与1D模型分析，发现吸积主导的年轻盘中雪线冷指效应可驱动流不稳定性，在盘形成后100 kyr内形成约10^{-3}太阳质量的星子，为巨行星核早期形成提供可能。
2025-03-17 astro-ph.EP astro-ph.SR
Planetesimal formation in a pressure bump induced by infall
该研究通过数值模拟发现，星际物质下落诱发的压力凸起能捕获并促进尘埃生长，触发流不稳定性从而形成星子，此过程无需预先存在大质量行星。
2025-01-29 astro-ph.EP
Planetesimal Formation by Gravitational Instability of a Porous-Dust Disk
最近有人提出，多孔冰尘埃聚集体是由雪线以外的尘埃聚集体成对吸积形成的。我们计算的多孔尘埃聚集体的平衡随机速度考虑到相互引力散射，碰撞，气体阻力，湍流搅拌和散射。我们发现，磁盘的多孔尘埃聚集体变得重力不稳定，因为他们通过重力压缩的最小质量太阳星云模型的湍流强度的合理范围内，这导致快速形成的星子。
2016-06-22 astro-ph.EP
